參與世界最大天文臺合作計畫，懷抱夢想的天文學家賴詩萍博士

文／范賢娟｜任職於清華大學育成中心，台北天文館刊物《臺北星空》特約採訪。

許多人小時候會對大自然感到好奇，星空會是許多問題的來源。但在成長過程中，問題慢慢消失了，好奇心也不見了，許多人只能遵循常規去過平凡的日子。

今天訪問的學者，她還記得自己小時候的天文夢想，求學過程中的選擇也讓她一步步靠近夢想。今天她是一位大學教授，但仍保持孩童般的純真去看世界，去看自己的研究。

天文貧乏的成長環境

清華大學天文所賴詩萍教授，從小就對天文感興趣，她記得每次去書局都會把書局中跟天文有關的書全部買下來，不過那時候天文書籍還不多。她還會注意天文相關的訊息，看到哪天有月全食、日偏食，也都會刻意去看。但實際觀測到的情況不像媒體、書本上那麼大又清晰，還不容易看，許多人看了會失望，但賴教授就是很高興。

她還記得 1986 年哈雷彗星回歸的時候，她也跑去圓山天文臺看，但那年的彗尾的角度從地球的方向很不容易看清楚，她隱約看到一個小小霧霧的影像，也不確定是不是真的看到，但那種經驗、感覺，讓她更喜歡天文了！

但好像沒有大學在教天文，該怎麼選擇呢？

找到方向了！

她高中的時候去中央大學參加一個為期三週的地科營，這是一個空前絕後的知識饗宴，第一週學地科，第二週學大氣，第三週就是天文了，賴教授聽完還意猶未盡，在最後問老師：「如果想念天文的話，大學應該讀哪個系所？」當時中央大學的吳心恆教授告訴她要念物理，於是她牢記在心，考大學時就以物理為第一目標，後來進入清華物理系。

在清華念大學的時候，她還加入天文社，這是一個很有傳統的社團，包括現在清大的張祥光教授、陳惠茹教授、淡江的秦一男教授、中研院的金升光博士、蘇裕農博士……，都曾經是社團要角。他們經常會去尖石、內灣觀星，或者在清大的「光明頂」一起看流星，也是很難忘的經驗。

但「光明頂」在哪裡？原來那是在生科院往南門方向有個爬坡的最高點，清華人都那樣稱呼該地。當年他們就按照書上寫的觀測方式，在下半夜的時候一起去觀測，八個人背背相對、呈放射狀地躺在地面上，面對八個方向，準備好星圖，當看到流星的時候要趕快低頭在星圖上畫出它出現和消失的地方，相鄰視線重疊之處就是讓人可以互補避免遺漏。

除了獅子座流星雨偶爾的大爆發之外，每年最穩定的就屬於八月十二、十三的英仙座流星雨，賴教授記得當年曾有一個晚上觀測到一百多個流星的經驗，看過那之後其他的流星雨也就不足觀了。

清大天文社還有個特色，是喜歡辦讀書會。賴教授說與其他學校交流之後才發現，別的天文社比較偏重天文攝影，清大天文社則學術氣味很濃。當年秦一男學長帶著大家選了一本原文書來看，大家等於又修一門課，非常具有知識性，但因為參與的人都有興趣，因此也樂在其中。

正式進入天文領域

大學畢業之後，賴教授在周定一教授那兒擔任助理，同時也準備去考中央天文所，也順利考上了。她自謙說，念大學的時候成績不好，大學畢業後申請國外學校很不順利，因此碩一時特別用功。當年陳文屏教授的小組會議歡迎其他教授的學生過去聽，她會去參加，而自己論文則是跟著闕志鴻教授完成。此時她還是想出國去念書。

這次申請就順利多了，賴教授申請到伊利諾大學天文研究所，同時也拿到BIMA（BerkeleyIllinois-Maryland Association）獎學金。 BIMA 是由美國多個大學合作建立的無線電波陣列，  BIMA 獎學金則是由中研院天文所設置的，希望為臺灣培養電波天文學的研究人才。

伊利諾大學華人天文學家魯國鏞教授已研究多時，指導她了解無線電波的基本觀念。因為無線電波訊號與光學影像差很多，因此與一般人習慣性的感覺很不一樣，不能用直觀的方式去思考，而要多一點物理觀念才能理解其中意義，所以需要花功夫學習。賴教授一開始就跟著魯教授進入這個領域，但一年之後魯教授要回臺灣擔任中研院天文所的所長，因此就介紹她去跟克拉崇（Richard Crutcher）教授繼續研究，她的研究領域也改到磁場。

測量磁場主要是看則曼效應（Zeeman Effect），也就是一條譜線在外加磁場的作用下會分裂的現象，如果磁場越強，譜線分離的就越遠。不過在星際之間，磁場很微弱，因此通常能觀察到的就是譜線變寬而已，還要儀器精確度相當高，才能量出來。

賴教授的一位學長是電機背景出身，在克拉崇教授門下的時候針對一個測量星際磁場的方法設計出關鍵元件，使得賴教授可以接續此法測量磁場。該方法是利用灰塵帶靜電，再加上其形狀並非均勻正球體，所以會在磁場中有特殊的排列方向，整體而言就會產生偏極，這和磁場方向垂直。賴教授的學長利用這個特性費盡心力製造出「毫米波的偏振片」之後亦實際測量了一個波源證實此元件能正確地量測到磁場，賴教授的論文即是以此儀器測量幾個最有可能量到磁場的觀測對象，探討磁場如何影響恆星形成。

拓展研究領域

畢業之後，賴教授到噴射推進實驗室（Jet Propulsion Laboratory, JPL）做博士後研究，當時 JPL 正大力鼓吹大家使用史匹哲（Spitzer）紅外線望遠鏡，這個大好機會讓賴教授開始思考如何使用紅外線觀測資料來增加恆星形成研究的深度。 2003 年史匹哲望遠鏡發射時，賴教授正在馬里蘭大學做博士後研究，當時即開始參與史匹哲太空望遠鏡的超大型探測計畫（Legacy Projects） 中有關恆星形成的「從分子雲核演化到行星盤」（From Molecular Cores to Planetary Disks）的觀測計劃 （簡稱 c2d 計劃）。史匹哲太空望遠鏡在 3-160 μm 的波長以空前靈敏的儀器提供了研究「恆星與行星形成」的關鍵性觀測資料。

目前中研院參與了世界最大的天文臺合作計劃  ALMA（Atacama Large Millimeter/submillimeter Array）毫米波陣列。在 ALMA 的第 0 階段（Cycle 0）全世界有九百多個申請案，卻只有一百多個通過，而臺灣通過申請的就有八件，成績相當優異，其中一件就是賴教授和她的學生做的原始行星盤之觀測。恆星周圍的盤狀物質，到演化後期會遵循克卜勒定律— 距離越近之處繞行越快，距離越遠繞行越慢，速度與距離中心的長度有比例關係，太陽系的行星即是遵守這個克卜勒發現的定律運行。天文學家認為，如果觀察到恆星盤面的物質遵守這定律，則代表這個盤面可以維持穩定，物質不會再大量的往恆星掉落，因此意味著行星可以開始形成了，然而對於原始行星盤究竟在多早的階段可以進入穩定狀態，天文學家仍爭論不休。

賴教授與學生穆美蓉（Nadia Murillo）分析 ALMA 的資料後，發現在「蛇夫座 Rho 星恆星形成雲」內有個三重原始恆星系統，其主星 VLA1623A 周圍有個盤狀結構，而其速度分佈合乎克卜勒定律，是個極為年輕的「克卜勒盤」（Keplarian Disk），其大小約為 150AU （1AU等於地球到太陽的距離）。此原始恆星質量僅為太陽質量的 0.2 倍，證明原始行星盤在恆星剛剛生成不久後就可以形成，也就是行星可能比過去認為的更早開始形成。

這究竟是一個特例還是通則？科學家要修改的是理論，還是找尋 VLA1623A 具有哪些獨特性造成它的克卜勒盤可以在那麼早的階段就形成？這些問題都很吸引人！因此這篇文章在投稿《天文及天文物理學報》（Astronomy and Astrophysics Journal）之後，很快獲得接受，並選為當期的重點文章，國內新聞界也對此做了相當多的報導。賴教授現在也爭取到了第 2 階段的觀測時間，希望能繼續抽絲剝繭找出答案。

天文教育的參與與觀察

在研究之餘，她也會抽出時間，協助天文教育。她主持了一個國科會的科教計劃「星．雲．行動」，協助北一女發展天文觀測數據分析與專題研究課程，與北一女的老師發展出許多教學模組，啟發莘莘學子對天文的興趣。

ALMA小檔案：
ALMA （Atacama Large Millimeter/submillimeter Array） 位於智利的阿塔卡瑪（Atacama）沙漠高原上，那是地表最乾燥的地區，可以避免掉水氣的干擾，被認為是地表設置無線電波望遠鏡最佳的環境。 ALMA 是由歐洲、北美、東亞與智利共和國合作建造的國際天文設施。
ALMA 的經費來源包括三部分：歐洲地區由歐洲南方天文臺（ESO）；北美地區為美國國家科學基金會（NSF）、加拿大國家研究理事會（NRC）、與臺灣國科會（現改為臺灣科技部）；東亞地區則為日本國家自然科學研究院（NINS）和臺灣中央研究院（AS）。  ALMA 的建設和營運是由歐洲南方天文臺代表歐洲，美國的國家電波天文臺（NRAO）代表北美，以及日本的國立天文臺（NAOJ）代表東亞。聯合 ALMA 天文臺（Joint ALMA Observatory, JAO）提供天文臺的建造、營運及操作的統一領導和管理。
ALMA 共有 66 臺無線電波望遠鏡，其中 54 臺口徑為 12 公尺，而剩下的 12 臺口徑為 7 公尺，解析度最高可達 0.01 角秒，為研究宇宙中許多黑暗冰冷的環境 （如氣體分子雲、星際塵埃、恆星形成的環境，行星、衛星等），提供更精確的觀測資料。從2011年開始，已有足夠多臺望遠鏡加入運作，可以提供科學家們使用申請。

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本文轉載台北天文館之網路天文館網站，《台北星空》第 68 期。